TOTALE

o,GGC) o,7JO

0,2'|oG

IMoycime. . .

Les cliiflVes de la dernière colonne proviennent de deux sources différentes : ceux de la première et de la troisième lionne résultent de nos observations tliermométriques, ceux de la deuxième sont déduits des données de Bouguer. Les résultats inscrits dans la troisième et la quatrième colonne ne sont pas constants, comme ils devraient l'être; ceux qui correspondent aux valeurs 0 = 4^^"^^' et 0 = o8'^49' diffèrent ])resque d'un tiers; cette différence est par trop grande. Il faut en conclure que les lois admises pour l'atmosphère de la Terre ne s'jqipliquent pas à celle du Soleil. La rapidité avec laquelle se produisent les variations auprès du bord nous avait déjà conduit à la même conclusion, et nous de\ons pcmser plus que jamais que l'absorption se produit en tres-gi-ande partie dans des couches relativement très-basses, mais douées d'un pouvoir absorbant très-considérable.

Malgré cette difficulté, il v a des conclusions très-frappantes qui demeurent toujours vraies , bien que les nombres ne soient qu'approchés ('). Telles sont les suivantes : 1° au centre du disque, c'est-à-dire perpendiculairement à la sur-

(') M. Plana a démontré dans les Astron. Nadir., i\° Si3, que d'une petite erreur dans les données il résulte une assez grande erreur dans les conclusions. De plus, une erreur négative indue sur les résultats plus qu'une erreur positive. T'oir aussi Laplace, Mécanique céleste, Livre X, Chapitre XIII.

face (le la pliotosphcTC, l'al^soi-plioii arrête les -3- environ, on |)lns exaetenient les y^,*',, de la forée totale; 2** l'action totale (le cette env('lo|)|)c al)sorl)ante snr riiéniisphère visible du Soleil est tellement j:rantle, qu'elle ne laisse» sortir ([ne les —^ delà radiation totale, le reste, c'est-à-dire y^^, étant absorbé. En d'autres termes, si le Soleil était dépouillé de son atmosplière absorbante, il nous paraîtrait huit fois plus chaud et plus brillant cpi'il ne paraît actuellement.

Cette influence surprenante de l'atmosphère solaire a l'avanta<;e d'empêcher une dispersion trop grande et troj) rapide de la chaleur solaire. I.a force vive des radiations reste ainsi emmagasinée dans latniosphère du Soleil, et contribue à conserver sa haute température. L'absorption ne j)ro(luit auc une perte réelle ; elle ne détruit point les radiations qu'elle arrête au passage; elle empêche une dispersion qui serait inutile et même nuisible pour les planètes. Que deviendrait, en effet, notre globe sous une radiation huit fois plus grande que celle (pii se produit actuellement? L'expérience prouve que, dans les climats où le ciel est pin-, on ne peut pas impunément ix'ster exposé aux rayons du Soleil si l'on double leur puissance par mie simple réflexion sur un miroir |)lan; si donc h' rayonnement devenait huit fois plus considérable, aucune créature ne jjourrait plus vivre sur notre planète.

Il faudra tenir compte de cette ahsorption atmosphérique lorsqu'on voudra essaver d'évaluer la température du Soleil, car les calculs qu'on ferait sans en tenir compte donneraient évidemment ini résultat huit fois trop faible.

Du reste, il n'est pas surprenant qu'une atmosphère si considérable possède un grand pouvoir absorhant, car l'atmosphère terrestre, qui nous paraît si transparente, absorbe suivant la verticale un ([uart îles rayons qui tombent sur sa surface supérieure.

l.'atmosphcre solaire possède-t-elle une absorption élective et une ihermoehrose spéciale? Melloni nous adressa lui-même cette question^ et pour y répondre nous avons eu recours à un £;rand nombre d'expériences; nous avons fait passer les rayons solaires à travers différentes substances : l'eau, le verre, le quartz enfumé, etc., mais nous n'avons obtenu aucun résultat bien certain. Cela tient évidemment à ce que, à l'influence de l'atmosphère solaire vient s'ajouter celle de l'objectif et de l'oculaire, influence bien suffisante pour dépouiller les rayons qu'on observe des éléments déjà connus comme étant les plus thermochroïques.

Nous verrons plus tard que les radiations solaires ne sont pas homogènes, même lorsqu'elles nous arrivent suivant la verticale , et qu'il existe sans doute une thermochrose ; mais cette étude demanderait des instruments plus délicats que ceux dont nous disposons.

La belle expérience de M. Tvndall sur la calorescence, c'est-à-dire sur la transmission isolée des rayons obscurs à travers une dissolution d'iode dans le sulfure de carbone, est un fait qui prouve l'existence d'une véritable thermochrose. Nous en parlerons plus tard en discutant la composition de l'atmosphère solaire; pour le moment, qu'il nous suffise d'avoir constaté l'existence de cette atmosphère, et d'avoir montré l'énorme pouvoir absorbant qui en résulte.

CIl.VPITRi: II.

ANALYSE SPECTUAI.K DE LA L T M I E K E SOLAIHE.

AVANT-PHOI'OS.

Les méthodes (ju emploient les astronomes pour étiicli<'r le ciel dépendent nécessairement des progrès de la Physique. Nous venons d'exposer en détail les observations faites il y a peu d'années pour déterminer la nature de l'atmosphère solaire ; il était imj^ossil>le de faire mieux et d'aller plus loin ; mais, dans les dernières années qui viennent de s'écouler, la science s'est enrichie d'un instrument nouveau et puissant qui permet de pénétrer plus avant dans la connaissance de la matière et de sa constitution intime : cet instrument, c'est le spectroscope. A l'aide de cet admirable appareil, nous pouvons, dans certains cas, reconnaître, même à distance, la nature chimique des corps, et, jusqu'à un certain point, leur état physique. C'est lui qui nous fera connaître d'une manière plus certaine la nature et le mode d'action de l'atmosphère qui environne le Soleil.

Pendant longtemps les astronomes se sont bornés à étudier les mouvements des astres, leurs masses et leurs volumes; l'analyse spectrale nous permet de dépasser les découvertes admirables de nos prédécesseurs; elle nous donne le moyen de déterminer la nature de la matière qui compose les corps célestes. La lumière <'st le seul aident qui nous mette en relation avec ces mondes lointains; c'est à elle (jue nous de-

vons demander des renseignements sur leur constitution physique et leur composition chimique

La science de l'analyse spectrale est maintenant assez répandue. Depuis la première édition de ce Livre, on a publié un certain nombre d'ouvrages spéciaux, entre autres l'excellent travail de INI. Schellen : Die spectral Analyse; les Lectuj-es on spectriun analysis, de Roscoë; les Spectres lumineux ^ de jNL Lecoq de Boisbaudran (' ). Nous ne croyons cependant pas pouvoir nous dispenser de donner ici un aperçu sommaire des principes de cette science nouvelle ; nous éviterons ainsi au lecteur la peine de recourir à d'autres ouvrages. D'ailleurs l'étude du spectre solaire forme la base de l'analyse spectrale et de ses applications à la physique céleste; c'est pour celte étude qu'on a imaginé les instruments les plus puissants : nous ne devons donc pas nous contenter de passer légèrement sur ce sujet dans un ouvrage sur le Soleil. Ceux d'entre nos lecteurs qui voudraient s'instruire à fond de cette science et de ses méthodes pourront consulter les ouvrages spéciaux; quant à ceux qui sont familiers avec cette étude, ils pourront omettre la lecture de quelques-uns des paragraphes suivants. Nous y avons cependant recueilli des données historiques qui ne seront pas sans intérêt, même pour les personnes les plus instruites.

(') ;\I. Lecoq de Roisbaudian ne parle pas du spectre solaire, son livre étant destiné aux recherches de Chimie minérale; mais, parmi les spectres qu'il décrit avec beaucoup d'exactitude, il en est plusieurs dont la connaissance est très-utile, indispensable même, pour les recherches solaires.

§ 1. — Premiers ira^aiLv sur l'analyse de la lumière solaire

par le prisme.

Il s(Mnl)lc (lu'oii oITrant à nos regards les hrillaiites eoiileiirs (le larc-eii-i iel la nature ait voulu nous in\ iter à examiner la conij)ositit)n tic la lumière et à étudier sa nature. Cependant ee mvstère ne fut dévoilé que bien tard. Depuis longtemps on eonnait le verre triangulaire : c'est ainsi qu'on désignait autrefois le prisme: sa propriété de colorer les objets les plus grossiers et de les transformer en un amas de pierres précieuses, en faisait un amusement vulgaire, mais peu digne de l'attention d'un pliiloso[)lie. Le P. Grimaldi fut un de ceux qui l'étudièrent avec le })lus de soin et de succès. Il perça une ouverture dans le ^()let d'une cbambre noire, introduisit par là lui ravon lumineux et lui fit su])ir l'action (lu |)risme; il put alors observer attentivement le sp(>ctre solaire et en donner une description très-soignée. Après cette expérience intéressante, il en fit luie autre sur la transmission du ravon solaire à travers des splières pleines d'eau , puis il proposa une explication de l'arc-en-ciel, dont la théorie mathématique fut donnée plus tard par Newton (Grimaldi, Physico-mathesis de lamine, prop. XXX et seq., p. 235, etc.). La Jig. 77 montre la disposition de la première expérience de (irimaldi. Le rayon solaire SI), re(;u par le trou d'un volet dans la chambre obscure, est brisé par l'angle A du prisme ACB ; il s'étale en reproduisant les couleurs de l'arc-en-ciel et en dessinant le spectre RV sur la paroi opposée. Newton répéta ces expériences et reconnut (pie les différents rayons du spectre peuvent subir, sans altération, l'action d'un second prisme.

Nous reproduisons la figure originale (78) que Newton eii- ^ova à son ami Arlautl. de Genève. ]iour lui faire connaître

FJg- "■

cette découverte, en v ajoutant le mot: célèbre : Xec variai lux fracta colorem ('). Cette impossibilité de décomposer un

Fi>. -:8.

rayon qui a deja traversé un preiiiier prisme constitue en réalité la découverte de Xevvton: mais il alla plus loin, re-

(M L'original se trouve dans la bibliothèque de Genève, où nous l'avons découvert.

composa la liiinicrc Ijlanclic, iixa les iionis dos différentes couleurs et les propoihous dans les([uelles on doit les cond)iner [)our reproduire une lumière analo<j;ue à celle du Soleil. l)e])uis Newton, ^Vollaston est le premier qui ait fait faire à cette branche de l'Optique un progrès sérieux. Ku regardant lUie fente étroite à travers lui prisme, il vit (pic le spectre, au lieu d'être continu, présentait des lacunes ou raies noires qui le partageaient en plusi<'urs parties. Cette découverte passa inaperçue; elle resta stérile pour la science, jus-

qu'ail moment où Fraunhofer, voulant déterminer d'une manière précise l'indice de réfraction des verres qu'il employait, aperçut et découvrit de nouveau le même phénomène ; il imagina des méthodes pour étudier ces raies, les dessiner et fixer leur position par des mesures exactes.

L'expérience fondîmientale de Fraunhofer se fait de la manière suivante. Sur un plateau horizontal JNIN [fig- 79), on place un prisme triangulaire P, de cristal très-pur; à une certaine distance se trouve luie fente F, très-étroite, à bords parallèles, éclairée, à l'aide d'un héliostat, par ini ravon de lumière solaire. Ce ravon tombe siu* le prisme, et, après avoir subi la déviation sous l'angle mininuun, il entre dans l'objectif (1(^ la luiK'tte QL , qui sert ainsi à étudier les différentes

parties du spectre. Afin de bien discerner les raies, il faut d'abord viser directement la fente, et disposer l'oculaire de manière à la voir nettement; puis, après avoir placé le prisme sur le trajet des ravons lumineux dans la position qui convient au minimum de déviation, on observe avec la lunette, et, en allons, eant légèrement l'oculaire, on met au point de manière à voir nettement les raies. Si le prisme est de bonne qualité et si la lunette est achromatique , on apercevra un nombre très-considérable de raies très-fines ; on en voit un spécimen dans la fig. 3, Pi. I, où les principales seulement sont représentées. Cette figure est assez semblable à celle de Fraunhofer ; elle a été tracée par M, Van der Willingen. Fraunhofer désigna les raies principales par les lettres suivantes : A dans le rouge extrême, B dans le rouge, C dans le rouge orangé, D dans le jaune orangé, E et ^ dans le vert, F au commencement du bleu, G dans l'indigo, H dans le violet Ces lettres ont été religieusement conservées; on y a joint des chiffres destinés à faciliter la comparaison avec le tableau des longueurs d'onde que nous donnons plus loin. Les raies ne correspondent pas aux limites qui séparent les couleurs les plus tranchées du spectre. Le lecteur apprendra par la figure déjà citée à reconnaitre leur position.

§ IL — Spectroscopes, ou instruments destinés à observer le spectre solaire.

Le mode d'observation adopté par Fraunhofer est encore préférable pour un grand nombre de recherches ; il a cependant l'inconvénient d'exiger que la fente soit située à une grande distance. Pour la lumière solaire, qui est très-vive, on peut encore dans ces conditions obtenir un spectre assez bril-

laiit vt distiiii^iKM' siifrisaintncut les raies. Il n'en ost pas de nuMiie pour les autres recherehes et, en particulier, pourlana- Ivse (le la lumière provenant des autres corps célestes : elle serait impossible par ce procédé.

On la donc modifié en raj)proeliant la fent<' du prisme; mais, pour maintenir le parallélisme des ravons incidents et afin (pi'on ne soit pas oblige d'éloigner l'oculaire à mie troj) grande distance de l'objectif, on a ajouté entre le prisme et la fente une lentille acliromatifpKMlont le fover coïncide avec

la position coupée par la fente. Au sortir de la lentille les ravons sont parallèles entre eux comme si la fente était située à un<' grande distance; ils traversent le prisme qui les disperse et ils sont ensuite reçus par l'objectif de la lunette. Le système de la fente avec la lentille ainsi disposée constitue ce qu'on appelle le collimateur.

Soit F Jig. 80) un point de la fente éclairée par une lumière homogène. Les ravons divergents tombent sur la lentille C du collimateur qui les rend parallèles. De là ils traversent le prisme Pet sortent parallèles entre eux. Ils tombent ensuite sur l'objectif de la lunette, convergent en O au foyer, où on les observe avec l'oculaire.

oc>o

Si la lumière n'est pas homogène, chaque rayon aura un foyer différent sur le plan focal mOn de l'oculaire, et l'ensemble constituera le spectre.

L'idée d'emplover un collimateur dans les spectroscopes ordinaires est due à Zantedeschi, de Padoue; c'est Amici, de Modène, qui l'a adaptée le premier aux instruments destinés à observer les étoiles.

L'instrument de Fraunhofer ainsi modifié s'appelle un spectroscope, et l'on peut augmenter son pouvoir dispersifen multipliant le nombre des prismes : de là les spectroscopes simples et les spectroscopes composés. Tout spectroscope est formé essentiellement d'un collimateur, d'une série de prismes et d'une lunette; en enlevant les prismes et en regardant directement la fente on voit un rectangle blanc et très-étroit. On apercevra cette fente sous un angle d'autant plus petit que le collimateur et l'objectif de la lunette seront à plus long foyer. Si l'on remet les prismes dans leur position, à la place de la fente on voit une série de raies brillantes et de raies noires d'autant plus nettes que la fente est plus étroite. Pour essayer le spectroscope, la méthode la plus facile consiste à examiner un tube de Geissler contenant de l'hvdrogène raréfié, ou une lampe à alcool salé On voit dans la lumière du gaz une suite de raies fines dont quatre sont extrêmement brillantes. Avec la flamme de l'alcool salé, ou simplement avec celle d'une bougie où l'on a mis un peu de sel, on distingue dans le jaune deux raies très-fines parfaitement parallèles.

Une des conditions les plus nécessaires pour avoir nettement les raies du spectre, c'est que le prisme soit constamment dans la position qui correspond au minimum de déviation. Pour cela il faut que le rayon incident et le rayon émergent fassent des angles égaux avec les faces des prismes. Or, grâce à la dispersion, l'angle d'émergence n'est pas le même pour

les ravons de roiilciirs (linri-ciilcs : il faut donc \aiior la disposition i\u j)risnic, siiitoiil poiii" les laNons les plus réfraiii;il)U's. On peut a la njj^iu'ur se dispenser de celte j)réeaiitioii pour les petits instruments; mais elle est nécessaire pour ceux (pu ont ini urand pou\oii- dispei'sif.

Nous a\()ns employé un a|)j)areil (pii donne un spectre Irèsétalé et très-net avec un seul prisme, mais en emplovant de fortes lunettes (y?^. 8i). AU et CI) re|)résentent respectivement le collimateur et la lunette. Le collimateur est fixe, la lunette

Fij. 8i.

<'st mobile sur une règle pouvant tourner autour de l'axe qui supporte le prisme. La lunette et le collimateur sont reliés j)ar deux tiges à charnière qv et/?e. De la monture du prisme part une tige qui entre dans u\i anneau placé lui-même à l'intérieui-de la charnière e. Il résulte de ces dispositions qu'en faisant varier l'angle formé par la lunette et le collimat<'ur la tige est toujours bissectrice de cet angle, et que, par suite, le prisme garde sa position qui est celle du minimum de déviation.

M. Kirchhoff est le premier qui ait introduit plusieurs prismes dans le spectroscope. Son appareil (Jig. 82) se composait de quatre prismes de Steinhcil, posés sur une plate-forme à laquelle étaient adaptées de grandes lunettes : c'est ainsi (pi'il a fait les n^clierehes nécessaires pour la construction des

grandes planches dont nous parlerons bientôt. Ce spectroscope est puissant, mais il présente l'inconvénient d'exiger des modifications continuelles dans la position des prismes pour obtenir le maximum de déviation. Il est très-difficile d'obtenir ce résultat pour un ensemble de plusieurs prismes. On a longtemps cherché à résoudre ce problème : les solutions j)roposées ont toujours été compliquées et imparfaites;

Fig. 80.

il paraît cependant qu'on réussit actuellement sans trop de difficultés.

Il faut distinguer les spectroscopes destinés aux études de la Chimie de ceux qui doivent être employés à l'étude des astres. Les premiers peuvent être très-loui'ds, supportés par des pieds massifs et armés de longues lunettes; mais pour l'Astronomie on doit éviter ces machines pesantes, car on doit les adapter aux lunettes qui sont destinées aux observations ordinaires. On doit donc chercher à faire des instruments légers pour conserver l'équilibre des machines; aussi préfère-t-on employer des prismes nombreux et des lunettes très-

coinics, ce (|iii a ciuoi'c d'aiilrcs aNanlaj^cs |i()ur I Astroiiniiiic.

\a\. Jig. iS'3 représente im s\ sterne de six prismes moiités sur une plate-rornio; OC est le collimateiii'. 1\K' la lunette

FiU. 83.

ir " \

d'observation, et FF' un petit collimateur qui porte, au lien de la fente, une échelle dont l'image est réfléchie dans la lunette par la face du dernier prisme. Cette échelle sert à prendre approximativement les positions des raies. Si l'on veut plus de précision il faut un micrométr(\ Les six prismes sont reliés ensem])le |)ai' une roue; une pièce de cui\re ])erniet de les mettre au mininunn de déviation. Cette disposition est très-imparfaite, et de plus elle ne j)ermet

pas iremployer plus de six prismes. j\I. Lockyer a cependant employé un instrument semblable j^our faire ses admirables découvertes.

En combinant la réflexion avec la réfraction, on est parvenu à obtenir une dispersion plus grande avec un plus petit nombre de prismes. M. Janssen, qui eut le premier cette idée, obtint avec deux prismes et demi l'effet qu'on obtient avec ciii(| parla métliode ordinaire. jM. Littrow en employa quatre

Fis- 84.

et demi qui équivalaient à neuf. Pour obtenir ce résultat, le dernier prisme est coupé en deux; sa seconde face est argentée, de manière à réflécbir la lumière ; les ravons, après cette réflexion, reviennent sur leurs pas en continuant à se disperser à travers les premiers prismes qu'ils avaient déjà traversés. \jx fig. 84 représente un spectroscope à réflexion construit par Î\I. Secrétan. La lumière pénètre par la fente F, elle est réfléchie par un petit ])risme p et renvoyée à l'objectif de la lunette O qui fait l'office de collimateur. Elle traverse les quatre prismes et arrive au demi-prisme -. Arrivée là, elle est réfléchie de nouveau et renvovée à travers les prismes vers

rolijtTtil, (l nu elle se l'cnd a lOciilairc () . Cd appareil a dos axaiifaijes sérieux, mais il est dillicilc de le régler et d amener exactement les prismes au minimum de déviation.

Al. Young, de Dartlimoutli -Collège , en Amérique, et M. (.1 ublj, de Dublni, ont imagine de faire revenir la lumière [)ai' un autre procédé. A la face postérieure du dernier |)risme {Jig. 85) ils soudent un prisme rectangulaire o) ; le ravon, entré pu" le collimateur C, après a\oir trav(M'sé le système des prismes par leur partie supérieure, pénètre dans le prisme rectangulaire par la face hypoténuse; puis il subit deux réflexions totales sur les cotes de l'angle droit, et revient à travers la partie inférieure des prismes, dans la lunette L. La

Fi-. 85.

Jig. 85 représente la position théorique du collimateur et de la lunette par rapport au prisme réflecteur; on a supprimé les prismes intermédiaires.

La /ig. 86 représente le spectroscope à réflexion tel que nous l'avons fait construire, ?s'^ous y avons introduit une légère modification, afin de pouvoir l'équilibrer j)lus facilement en rad;!})tant à la lunette. Les prismes sont joints ensemble par des charnières situées à leurs angles intérieurs et ils sont placés dans la position qui correspond au minimum de déviation. Cette position n'étant pas la même pour les rayons des différentes couleurs, il a fallu rendre les prismes mobiles et imaginer un mécanisme qui permit de les amener tous en peu de temps dans l'orientation convenable. La monture de chaque prisme ])ort(\ à sa partie postérieure, une qucnie divisée par une fente longitudinale. L'un des bords de cette

fente porti^ des dents qui engrènent a\ec un pignon. En faisant tourner ee pignon à l'aide d'un Ijouton, on met tous les prismes on mouvement, et on les amène ainsi dans les positions suecessives qui eorrespondent au minimum pour les dif-

Fifî. 86.

férents rayons. Ce méeanisme, qu'on peut appliquer à tous les spectroscopes, permet de passer facilement et rapidement d'une couleur du spectre à une autre, tout en se maintenant dans les meilleures conditions pour observer nettement les raies.

Ces spectroscopes , dont le pouvoir dispersif est considé-

— li:) —

l'.ihlc, sont utiles |)(>i 11" (•citiiiics ctiidcs ; in;iis on |)(Ut, la plupart (lu ti'nij)s, cmplox »i' dos ap|)ai'cils nionis puissants. I.ors- (pi ils (loiNcnt être adajjtcs à des lunettes, ds peiiscnl ('tre plus simples et plus coiniiioiles.

\A\.Jîg. 87 représente le speetroseope dont nous faisons lia-

bitiiellemcnt usage, et dont on peut modifier la puissance en y adaptant à volonté un nombre de prismes variant de un à cinq. La lettre t représente le gros bouton du tube de la lunette équatoriale à laquelle s'adapte l'instrumenL; p est le cercle de position qui, à Taiile d'une roue intérieure et d'un pignon, sert a faire tourner toute la maeliine autour de l'axe de la lunette; c est le tid)e (pii eonlienl le collimateiu'; r re-

présente les plateaux qui portent les prismes et qui peuvent se séparer à volonté: /est le tuLe de la lunette du spectroscope ; o Toculaire à réflexion latérale qui permet à l'observateur de prendre une position plus commode. A la hauteur du point c se trouve une large ouverture par laquelle on voit la fente du collimateur et l'image du Soleil qui s'y projette ; nous recommandons beaucoup l'emploi de cette ouverture, car elle facilite singulièrement les recherches spectrales, surtout pour les bords du Soleil. Le pouvoir réfringent de ces prismes est tel, que le rayon émergent est parallèle au rayon incident pour les ravons jaunes. Si Ton veut rendre la dispersion plus considérable, on n'a qu'à ajouter deux prismes à vision di-

recte, l'un entre l'objectif de la lunette et les prismes, et l'autre entre les prismes et l'objectif du collimateur, ^ous nous contentons ordinairement d'un seul de ces prismes additionnels. Afin de ne pas trop compliquer la figure, on a supprimé le mécanisme qui sert à amener les prismes au minimum de déviation.

Nous venons de nommer les prismes à vision directe; ces instruments sont très-utiles dans l'analyse spectrale. Ils ont été inventés par M. Amici, de IModène, et perfectionnés ensuite par M. Hofmann, de Paris. C, C, C {/ig. 88) sont trois prismes de crown à peu près rectangulaires, soudés à deux autres de flintF, F également rectangulaires. Les prismes achromatiques ont la propriété de dévier les rayons lumineux sans leur faire subir de dispersion ; le svstème que nous venons de décrire produit l'effet contraire, il les disperse sans les dévier. Ces

appareils sont excellents, et l'on parvient à obtenir, en les employant, une dispersion tloul)le de celle que produisent les instruments ordinaires. M. Hofmann construit dexcelh'nts s|)ectroseopes avec lui seul prisme à vision directe: MM. Merz et Tauher ont obtenu une dispersion exceptionnelle en les combinant deux à deux.

La fig. 89 représente le spectroscopc à vision directe de

31. Merz; ah est le colhmateur; hc l'ensemble des deux prismes, ce? la lunette. La fente /" est munie d'un bouton à léte divisée pour mesurer l'ouverture de la fente, et l'oculaire

Fi[j. 90.

porte un petit micromètre pour mesurer les distances relatives des raies.

M. Rutlierfurd, de New- York, a proposé un système de prismes composés qui n'est pas à vision directe, mais qui produit mie dispersion équivalente à celle de trois prismes ordinaires. C, C, C" i/ig. 90) sont trois prismes de crown ; en /. /' se trouvent deux prismes en flint lourd qui est très-disj)ersif. Le rayon sort de ce système fortement dispersé et légèrement dévié, de sorte f|ue, avec un petit nond)re de prismes.

on peut avoir une dispersion très-considérable ('). M. Hofniann construit actuellement des systèmes très-dispersifs composés de trois prismes seulement [fig. 91).

Cette dispersion ne peut cependant pas être indéfinie : l'intensité de la lumière se trouve assez affaiblie, surtout dans la partie plus réfrangible. L'épaisseur du verre à tra\erser de- \ient bientôt très-considérable, surtout quand on emploie l(^s prismes à vision directe. Cbaque svstème présente à ce point de vue des inconvénients particuliers; dans les spectroscopes ordinaires, il y a de nombreuses réflexions sur les faces et, ces réflexions se produisant sous d(\s angles assez grands,

la lumière transmise se trou\ e considérablement affaiblie. Les réflexions sont moins nombreuses dans les prismes à Aision directe; mais, en revanclie, l'épaisseur est plus considérable, ce qui fait compensation. Nous ne saurions dire d'une manière générale quel est le meilleur svstème ; car il est probable, ici comme toujours, que le même instrument ne saurait servir à toutes les reclierclies. A mesure c|ue l'occasion s'en ])résentera nous indiquerons les avantages cpie présente chaque combinaison.

Aa'cc des prismes convenablement disposés, on peut faire ini excellent hélioscope. Devant la fente d'un spectroscope ordinaire, à une distance de 10 à aS centimètres, on place un prisme à vision directe, qui intercepte le faisceau des rayons

(') Pour idiis de détails, voir Monihly Notices of Astronomical Society. London.

sohiin's, cl produit sur l;i fciitc un spectre confus. En observant ce spectre avec le spcctroscope ordinaire à fente étnjitc, on voit une image du Soleil très-nette, colorée des couleurs du sprctre, j)résentant les images du bord, des tacbes et des facules exactement comme on les voit avec un Ncri'e coloré. Si Ton place le boi'd du (lis(pi(' solaire [)res de la raie C de l'Indrogène ou de toute autre raie de la cbromospbère, on voit

ir

Xr.

" o je t) i

les raies brillantes, a rextérieur du disque, dans la pai'tie qui appartient à la cbromospbère et aux protul^érances. On peut mesui'er la iiauteur de celles-ci par la distance du bord a laquelle se trouve la raie renversée. I>a ibéorie du })bénomène est très-simple, l.e spectre confus formé sur la fente {Jig. 92) est composé de plusieurs spectres superposés et qui appartiennent à différents points du disque solaire. Le spcctroscope qui reçoit ces spectres mélangés les sépare les uns des autres et les dispose dans l'ordre des points du disque solaire d'oii ils émancMit. De là l'image entière du Soleil dans le cbamp de la lunette et les détails qui sont d'au-

tant plus distincts que la fente est plus étroite. D'après nos observations, l'image du Soleil aperçue ainsi près de l'horizon est moins agitée et moins confuse que celle que l'on voit avec les verres colorés ordinaires. Comme ce moven permet de distinguer les enveloppes solaires qui sont en dehors du disque d'avec le disque lui-même, on peut s'en servir pour déterminer les points précis où se produisent les éruptions; on pourra aussi l'utiliser dans l'étude des éclipses et du passage des planètes, pour observer la Lune et les planètes avant leur entrée sur le disque solaire.

§111. — Description du spectre solaire.

La figure du spectre solaire que nous venons de donner, dans des proportions modestes , d'après Fraunhofer et Van der Willingen, n'était qu'un premier essai et comme le prélude des grands travaux qui devaient être exécutés dans cette science nouvelle et inépuisable. M. Kirchhoff est le premier qui ait donné un travail étendu et complet; son spectre, devenu classique, ne contient pas seulement les raies solaires : il y a ajouté un grand nombre de raies appartenant aux différents corps simples de la Chimie. Ce travail, publié d'abord à Berlin, puis à Londres, a été reproduit dans \q?> Annales de Chimie et de Physique; il contient la pai'tie la plus intéressante du spectre , depuis la lettre A jusqu'à la lettre G de Fraunhofer. Le groupe situé au delà de A y est coté 38o millimètres, et la lettre G correspond à 2900 millimètres; la longueur totale est donc 2"\520. M. Thalèn a continué jusqu'aux raies H , de sorte que , entre ces deux limites , le spectre embrasse une étendue de S'^jSyo. Ce travail monumental a été exécuté avec l'excellent spectroscope de Steinheil [Jig. 82); mais pour les parties extrêmes on a dû se con-

— î>ao —

(enter <l lin nliis [k lit nnnilti'e de j)iMsnies. I.a Innetle spectrale puitait un UR'tauisme muni diin tiaeelel a 1 aide (UkjucI on j)ouvait tracer sur une plant lie la position des raies. On a |)U ainsi eKaniincr rlKUjue raie et étudier les détails de sa structure; on les a classées d'après leur largeur et leur intensité, car toutes les lii^nes sont loin d'être semblables; outre ([u'elles n'ont pas toutes la n)("'me larii;eur, on \()it, en les étudiant attentivement, (|u'elles ne sont pas toutes également noires; elles ont prescjue toutes des contours nettement terminés: mais il y en a qui ne présentent pas ce caractère et (pii sont dilïuses sur les bords. Il v a au contraire tles raies lumineuses cpii sont plu-> brillantes (pie les autres : on en voit un exemple frajipant auprès du i^roupe du magnésium, au point qui correspond à la longueur d'onde 5iG5,5. On v voit une magnifique bande brillante^ très-étroite; il y en a aussi un grand nondjre dans le violet. Certaines bandes qui, dans les instruments ordinaires, paraissent comme estompées, sont en réalité composées d'un grand nombre de lignes parfaitement distinctes, comme on le voit a\ec un spectroscope ayant un grand pouvoir dispersif; mais quelques-unes d'entre elles sont réellement diffuses sur les bords, et il est impossible de les décomposer, quelle que soit la puissance de l'instrument que l'on emploie. Nous pouvons citer comme exemple les rai<'s du groupe 15.

M. Kir( liholT a été aidé dans ce travail par AI. Ilofmann, car sa vue était trop affaiblie pour (ju'il put l'exécuter tout seul. Dans le tableau descriptif du spectre, dont nous donnerons bientôt un extrait, la largeur des lignes a été indiquée par les lettres a, b, c, d, e, f, g, leur feinte plus ou moins noire j)ar les cbiffres i, 2, 3, 4, 5, 0; mais il y a tant (\r variétés dans les raies, au point de \ ue de lintensité. de la largeur et de la diffusion, qu'on ne réussira jamais à faire une

figure géométrique du spectre qui soit autre chose qu'une grossière ébauche, lui véritable squelette. Le meilleur moyen qu'on puisse employer, c'est de le reproduire par la photographie, comme l'a fait M. Rutherfurd, de New-York, et tout dernièrement JM. Draper. JNous reproduisons, en gravure sur cuivre, dans la PL II, la partie du spectre voisine de II, telle que l'a obtenue ]M. Draper par les procédés de la photolithographie.

]\Ialheureusement ce procédé n'est applicable qu'à la partie du spectre qui contient des rayons chimiques depuis F jusqu'aux rayons ultra-violets; le rouge, le jaune et une partie du vert sont incapables de produire ime impression suffisamment nette ; mais nous espérons que la science surmontera cette difficulté, et l'on nous assure que ]M. Yogel v est déjà parvenu en mélangeant au collodion des substances rouges, par exemple de l'aniline.

En attendant, nous profiterons des travaux déjà faits et des descriptions optiques que nous ont légués d'infatigables observateurs; tout cela est suffisant pour les parties les plus pratiques et les plus intéressantes de la science.

Le travail de INL Kirchhoff, quel que fût d'ailleurs son mérite, avait deux défauts considérables. D'abord on s'est aperçu que son échelle n'était pas constante dans toute son étendue, car il est bien difficile que ses prismes aient toujours été disposés au minimum de déviation. De plus, l'échelle étant arbitraire, il était difficile d'en reconnaître la proportion et de l'appliquer à d'autres systèmes de prismes n'ayant pas la même nature. Les physiciens ont donc cherché à modifier ce travail déjà si remarquable, de manière à le rendre parfait, en adoptant une échelle invariable basée siu' la longueur même des ondes lumineuses qui correspondent aux différents points du spectre. Un spectre tracé d'après ce principe serait absolument indépendant de la nature des prismes et de la manière

— iWl —

(Idiil lis aiiiiiiciil clc coiiiliiiics; mais il \ aurait iiii antre axaiitagc très-considérahlc, c^'^t (|u il serait i(l('nti([(i(' a (chii (jiiOii ol)tioiit j)ai' iiit('rl(M"oii(M' an niovcii des réseaux.

(Test Fraunholcr (|ui apprit aux physiciens à nl)teiiir de très-l)eaux spectres sans faire iisa^e du prisme, en utilisant les pluMioinènes de difiractinn. I.oi'scpi'on lait passer la lumière j)ai" nne lente étroit*', on obtient des li*anL;cs brillantes, dont la découverte est due à Griinaldi; ces franges deviennent heaucouj) plus larges et plus distinctes lorsqu'f)n emploie une série de fentes j)arallèles. Krauidiofer obtint d'abord ces lentes en traçant, an diamant, une série de raies parallèles et trèsserrées sur des plnpies de verre dore : c'est ce qu'il appela des réseaux, l^iis il reconnut que la couche d'or était inutile et (pion arrivait au même résultat en traçant les raies sur le verre lui-même. Pour obtenir les s[)ectres de diffraction, on vise avec une bonne lunette une fente trés-éloignée ou bien son image jdacée au fover d'un colhmateur, j)uis on interj)ose la plaque de \('rre ravc'e sur le trajet des raNons; on peut au.ssi recevoir dans la limette la lumière réfléclu<' sur la surface rayée, surface qui alors peut être métallique. Dans les deux cas, au lieu des franges de diffraction, on voit une série de spectres dans lesquels on peut distinguer les raies, connue dans celui qu'on obtient avec le prisme.

Il V a cependant une différence entn* les spectres de dil- Iraction et celui de réfraction. Ce derniei' est déforme^ : le roueje et les l'axons moins l'ch'angibles sont condenses; le violet et les ravons plus réfrangibles sont dilatés outre mesure. Les réseaux donnent, soit par réflexion, soit par transmission, des spectres où la déviation est précisément proportionnelle à la longueur d'onde, plus étalés du cote du rouge, |)lus contractés du côté du violet (jue les spectres dus à la réfraction à travers les prismes.

Ces spectres de cliffi'action , bien connus des physiciens, n'avaient jamais été employés par les astronomes, à cause de la difficulté qu'il y avait à se procurer des réseaux assez grands et assez régulièrement construits. Cette difficulté vient d'être surmontée : M. Rutlierfurd, à la fois savant distingué et arliste habile, a réussi à graver non-seulement sur verre, mais aussi sur le métal des miroirs , des réseaux ayant inie surface d'environ i pouce carré, et contenant 4ooo lignes parfaitement égales et rigoureusement parallèles. Nous devons à la générosité de M. Ptutlierfurd deux de ces précieuses plac[ues, dont la structure est irréprochable : Tune est en verre et l'autre en métal.

Les ravons réfléchis sur les réseaux métallic[ues donnent des spectres magnifiques. Le spectre de premier ordre est très-vif et équivaut au moins à celui qu'on obtient avec deux bons prismes de flint. Celui du second ordre est double en étendue ; celui du troisième ordre est triple, et il équivaut au spectre obtenu à l'aide de six ])rismes. JMalheureusement il est difficile de dépasser le second ordre, car au delà les spectres se superposent en partie, les couleurs et les raies se confondent. Le violet du premier ordre et le rouge du second se mélangent déjà, et il faut, pour les séparer, se servir de verres colorés. Dans les spectres d'ordre plus élevé, il se produit un phénomène curieux : on peut a\oir dans un même champ très-étroit deux lignes très-éloignées rune de l'autre, par exemple C et F, ces deux raies appartenant toutefois à deux spectres différents superposés; cette particularité peut être très-utile en certains cas.

A part les inconvénients résultant de cette superposition, les spectres ainsi obtenus sont excellents pour l'observation des protubérances solaires; ils sont aussi très -avantageux toutes les fois qu'on veut emplover les procédés photogra-

i)Iiiqii('S. parce f|ii<' les ra\()iis (liiuiujtics ne sont pas absorbés pai" celte ivllexioii comme ils le sont par le passage à travers les prismes.

Dans plusieu!"s circonstances, nous avons emplo\é cette métliode poui' I ()l)ser\ati()n du Soleil, et nous en a\ons reconnu les a\antai;es; mais il \ a une clifliculte cpii empêchera toujours il'en faire un usage habituel : c'est l'oxydation d[\ miroir: aussi, malgré le poids des prismes et l'absorption qu'ils produisent, on les emploiera toujours de préférence aux réseaux métalliques. Quant aux réseaux sur cristal , ils n ont pas un assez grand pouvoir réflecteur.

H V a de si grands a^antages à emplover un spectre construit d aj)rès les longueurs d'ond(% que nous avons pris le parti de reproduire dans cet Ouvrage les planches du spectre normal que 31. Angstrom a exécuté le premier. Ce savant a commencé par reconnaître les principales raies de Kirchhoff en déterminant la longucMU' d'onde ([ui correspond à chacune d'elles; puis il les a (lis[)osées dans les Tables dans l'ordre (pii corresjDond à ces longueurs. C'est ce travail que nous re])i\)duisons dans les quatre Pi. III, IV, F et VI. L'usage en est facile, et elles ne demandent aucune explication. Les chiffres qu'on lit siu' l'échelle représentent les longueurs d'onde ; chaque division a i millimètre de longueur et correspond à un dix-millionième de millimètre de longueur d'onde. Comme on peut estimer le dixième de chaque division, on parvient à évaluer les cent-millionièmes de millimètre, ce qui donne une idée de la perfection des mesures micrométriques actuellement employées dans ces recherches.

Le spectre de ]\L Ar.gstrôm s' arrêtant aux raies H, nous avons emprunté la suite au travail de j\L Cornu, jusqu'aux rayons chimiques dont la longueur d'onde est ûy^j dix-millionièmes de millimètre.

Quant aux raies qui aj^partiennent aux différentes substances, elles sont indiquées à la partie inférieure d'après la méthode adoptée déjà par M. Rirchlioff. Les raies multiples qui aj)partiennent à un même corps simple sont reliées par inie ligne droite horizontale, sous laquelle on a écrit en abrégé le nom de ce corps. Le fer avant un très-grand nombre de raies, on lui a donné une zone à part, à l'extrémité de laquelle se trouve son nom, Fe. Les autres substances ont été placées au-dessous; leurs raies sont indiquées par des lignes verticales en traits pleins, qui se continuent en traits ponctués à travers la zone du fer jusqu'à la bande spectrale, afin de faire voir la coïncidence lorsqu'elle a lieu. Les raies dues à l'absorption de notre atmosphère, et qui présentent un aspect diffus lorsque le Soleil est près de l'horizon, ont été estompées sur une hauteur plus ou moins considérable, suivant leur largeur et leur intensité. Celles qui sont propres aux éléments de l'air sont tracées dans une zone spéciale précédées de ce mot : Aer.

Cette figure ne présente qu'ini seul inconvénient, et nous l'avons déjà signalé, c'est cjue l'échelle de séparation des raies est différente d'un bout à l'autre de la figure, si on la compare au spectre de réfraction : dans le rouge elles sont plus espacées; elles sont au contraire plus rap]:>rochées dans le violet. Mais, dans la pratique, cet inconvénient disparait, car dans le champ d'uu a])pareil puissant on ne voit à la fois qu'une portion très-bornée du spectre, et il suffit de s'orienter sur quelqu'une des lignes fondamentales pour se rendre compte de l'étendue relative de l'espace qui sépare les différentes raies.

Pour faciliter au lecteur qui posséderait les planches de Rirchlioff la com])araison avec le spectre normal, nous reproduisons la Table suivante, où les nombres de la figure de Rirchlioff sont mis en regard des longueurs d'ondes données

- 2il -

par les (l(U\ s;i\aiils cmiiiciils, MM. ^ an dci- W'illin^M'ii et An{;str»)iii. ()iia (oiistM'vi', d'après Kirclilioll, les noms des siil)slances aii\(pielles apj)artieiuient iliflerentes lignes, a\('c les indications d intensité et tle largeur. On poiUTa, pour «voir dv plus anijiles renseignements, consulter le travail de Van (Ici- \\ illingen (^ Musée Teyl<'»% vol. I, fasc. II, p. 5r)) et le spectre noi mal de AI. Ani^slroni dans les Actes de la Société d'Upsal, 3^ .série, t. \ I.

Pour l'explication de la dernière colonne de notre tableau nous renvovons le lecteur au Chapitre suivant, dans lequel nous exposerons la théorie des spectres lumineux et la coïncidente des raies brillantes qui caractérisent certains corps avec des laies noires du spectre solaire.

Tableau des longueurs cl 'onde ivhitives au.r raies principales du spectre solaire, d'après les mesu/vs de ^I. Vax der Willixoex, comparées atcc celles de MM. Angstrom et Kirchhoff.

LETTRES (le

Fraunliofer.